星雲(上)
星雲是塵埃、氫氣、氦氣、和其他電離氣體聚集的星際雲。原本是天文學上通用的名詞，泛指任何天文上的擴散天體，包括在銀河系之外的星系（一些過去的用法依然留存著，例如仙女座星系依然使用愛德溫·哈伯發現它是星系之前的名稱，被稱為仙女座星雲）。星雲通常也是恆星形成的區域，例如鷹星雲，這個星雲刻畫出NASA最著名的影像，即創生之柱。在這個區域形成的氣體、塵埃和其他材料擠在一起，聚集了巨大的質量，這吸引了更多的質量，最後大到足以形成恆星。據了解，剩餘的材料還可以形成行星和行星系的其它天體。
存在於瑪雅的證據顯示，在望遠鏡發明之前就已經知道星雲的存在。與天空中的獵戶座有關的神話支持這一個理論：神話中提到天空周圍有著熊熊的爐火。
大約在西元150年，托勒密在他著作的天文學大成這本書的第7卷和第8卷寫道：五顆星出現在雲中。他還注意到在大熊座和獅子座之間存在著與任何星星都沒有聯繫的雲氣。第一次真正的提到星雲，有別於星團，是波斯天文學家阿卜杜勒-拉赫曼·蘇菲的恆星之書 (964)。他注意到在仙女座星系位置上的一朵小雲。他還記錄到船帆座o的星群是是一個模糊不清的恆星，還有其它的天體，像是衣架星團，被阿拉伯和中國天文學家在西元1054年觀測到的超新星SN 1054，創造的蟹狀星雲。
不知道是甚麼原因，蘇菲沒有注意到獵戶座星雲，這個至少和仙女座星系同樣著名的夜空天體，尼古拉斯－克勞德·佩雷斯克在1610年11月26日，使用望遠鏡發現的獵戶座星雲。這個星雲也在1618年被讓-巴蒂斯特·齊扎特觀測過。然而，直到1659年惠更斯首度詳細的研究獵戶座星雲，他還認為自己是第一個發現這個星雲的人。
在1715年，愛德蒙·哈雷發表有六個星雲的報告，在1746年被讓－菲利浦·德·舍索增加到20個（包括8個以前不知道的），並且這個數量在世紀中穩定的增加。從1751-1753年，在好望角編製了有42個星雲的目錄，其中大多數是以前不知道的。然後，夏爾·梅西耶在1781年編製了有103個星雲星團的目錄，雖然他這樣做的目的是避免在搜尋彗星時誤認了這些星雲。
星雲的數量在威廉·赫歇耳和他的妹妹卡羅琳·赫歇爾的努力下，數量有了大量的增加。他們一千個新星雲和星團目錄在1786年出版，在1789年出版了第二本，第三本也是最後一本，收錄了510個在1802年出版。在做了這麼多的工作之後，威廉·赫歇耳認為星雲只是未能解析的星團。然而，他在1790年發現一顆被星雲包圍著的恆星，並得出這是一個真正星雲的結論，而不是遙遠的星團。
在1864年初，威廉·哈金斯檢查了大約70個星雲的光譜，他發現三分之一都有氣體的吸收譜線，其餘的則顯示連續的光譜，因此認為包含了大量的恆星。在1912年，當維斯托·斯里弗顯示包圍著昴宿五的星雲有著和疏散星團的昴宿星團一樣的光譜之後，目錄中添加了第三類星雲：星雲輻射的光是反射的星光。
斯里弗和哈伯繼續收集許多瀰漫星雲的光譜，發現29個是發射光譜，和33個是與恆星一樣的連續光譜。在1922年，哈伯，宣布幾乎所有的星雲都與恆星有著關聯，並且是被恆星照亮的。他也發現有發射光譜的星雲幾乎都與光譜是B1或更熱的恆星有關（包括所有O型主序星），而與連續光譜星雲有關的都是溫度較低的恆星。哈伯和亨利·諾利斯·羅素兩人都推論高溫的恆星以某種方式改變了周圍的星雲。
許多星雲或恆星都是在引力坍縮的星際介質氣體或ISM中形成的。當物質因為本身的重量而坍縮時，在中心可能會形成大質量的恆星，而且它們的紫外線輻射會造成周圍的氣體電離，使它們發射出可見光的波長。玫瑰星雲和鵜鶘星雲就是這種星雲的例子。這些星雲的小，就是所謂的電離氫區，會依據原來分子雲的大小而有所不同。它們位於恆星誕生區，而形成的恆星經常是所知的那些年輕、鬆散的集團。
有些星雲的形成是大質量、生命短暫的恆星發生超新星爆炸的結果。從超新星爆炸拋射出來的物質是被高能量電離的，而且它還會產生緻密物質。在這之中，金牛座的蟹狀星雲就是最著名的例子。這個超新星事件發生在西元1054年，所以被標記為SN 1054，被創造的緻密物質就是位於蟹狀星雲中心的中子星。
另一種可能形成的星雲是行星狀星雲，這是低質量恆星生命的最後階段，像是地球的太陽。質量上限大約是8-10倍太陽質量的恆星，會演化成為紅巨星，並且外層的大氣層在脹縮時，會以緩慢的速率流失質量。當恆星失去了足夠的物質之後，它表面的溫度會升高，而且它發射出的紫外線會使早先被拋出而環繞在周圍的氣體被電離。這種星雲的97%是氫，3%是氦，其餘的則是微量但可偵測到的物質。在這一階段的主要功能是完成平衡。
傳統的類型
星雲傳統上分為4種主要的類型（與恆星有關）。星系和球狀星團以前也被認為是另一種星雲，螺旋星雲被用來解釋星系的螺旋構造。
1.瀰漫星雲，其中包括暗星雲、亮星雲和反射星雲。
2.行星狀星雲
3.超新星殘骸
這樣的分類並未包括所有已知的雲狀結構，像是赫比格-哈羅天體。
瀰漫星雲
反射星雲是在恆星的瀰漫星雲的例子。
大多數的星雲都可以被描述成瀰漫星雲，這意味著它們是擴散的，沒有明確的邊界。在可見光下，這些星雲可以再細分為發射星雲和反射星雲，這種分類法取決於我們看它是如何發光的。發射星雲包含電離的氣體（多數是氫離子），它們發射出譜線。這些發射星雲經常被稱為電離氫區；職業的天文學家經常使用HII來表示這些電離的氫。相對於發射星雲，反射星雲本身幾乎不會產生可見光，他僅是反射鄰近恆星的光。
暗星雲也與瀰漫星雲相似，但它似乎既不發射也不反射任何光線，取而代之的是，它們是在更遙遠的恆星前面或發射星雲前面的黑暗雲氣。
雖然這些星雲在可見光中有著不同的波長，但是它們的光源都來是紅外線波長。這些輻射主要來是星雲內部的塵埃。
行星狀星雲
行星狀星雲是低質量漸近巨星分支的恆星轉化成白矮星時，從外殼拋出的氣體形成的星雲。這些星雲發射出的光譜類似於在恆星形成區域發現的星雲所發出的光譜。技術上，因為多數的氫都是電離的，因此它們是HII區。但是，行星狀星雲的密度比恆星形成區的星雲更高和更緊密。它們被稱為行星狀星雲是因為天文學家初次看見這些天體時，認為這些星雲像是行星的盤面，雖然它們與行星沒有任何關聯。相信我們的太陽在誕生120億年後會成為其中的一員。
原行星雲
原行星雲（PPN）是介於晚期漸近巨星分支（LAGB）階段和隨後的行星狀星雲（PN）階段之間，當恆星快速的進行演化而短暫存在的一種天體。在AGB階段，恆星經歷質量的損失，釋出由氫氣形成的星周殼。當這個階段結束時，恆星就進入PPN階段。
PPN因為中心的恆星而充滿活力，使它發射出強烈紅外線輻射而成為反射星雲。當來自中心被汙染的恆星風形成和衝擊外殼成為軸向對稱的型式，同時生成快速移動的分子風。當PPN成為行星狀星雲的精確點取決於中央恆星的溫度。PPN的階段會持續至中心恆星的溫度達到30,000K之後，這是熱得足夠使周圍氣體電離的溫度。
超新星殘骸
大質量恆星抵達生命的終點時會成為超新星。當在核心的核融合停止，恆星會坍縮。墬入內部的氣體不是從核心被強烈的反彈就是獲得大量的能量，因而導致恆星爆炸性的向外擴展。膨脹的氣殼形成超新星殘骸，一種特別的瀰漫星雲。雖然有許多可見光和X射線輻射源自超新星殘骸電離的氣體，但大量的電波發射是來自被稱為同步輻射的非熱輻射。這種輻射源自高速電子在磁場內的振盪。
著名的星雲
<1>螞蟻星雲：是一個位於矩尺座的行星狀星雲，於1997年7月20日被華盛頓大學天文學家布魯斯·貝里克（Bruce Balick）和萊登大學天文學家文森特·艾克（Vincent Icke）在研究哈伯太空望遠鏡的影像時發現的。在1998年6月30日噴射推進實驗室的Raghvendra Sahai和John Trauger再使用哈勃望遠鏡拍攝這個行星狀星雲的特寫。Mz3被稱為螞蟻星雲是因為它的影象就十分像一隻普通螞蟻的頭部和胸部。
<2>巴納德環：巴納德環（Barnard's Loop, Sh 2-276）是位於獵戶座的一個發射星雲。它是包含了馬頭星雲和明亮的獵戶座大星雲的獵戶座分子雲複合體的一部分。巴納德環是一個巨大的弧型結構，並且中心點大致位於獵戶座大星雲。獵戶座大星雲中的恆星可能與氣體被電離形成巴納德環的機制相關聯。
從地球看，巴納德環延伸超過600角分，幾乎覆蓋了整個獵戶座。但其亮度極低，無法以肉眼看見，必須透過長時間曝光攝影方能清楚地看到這個星雲。1895年，美國天文學家愛德華·愛默生·巴納德從經過長時間曝光的底片上發現了這個星雲。
目前的研究認為巴納德環距離地球為159秒差距（518光年）或440 秒差距（1434光年），這取決於其直徑為100或300光年而定。巴納德環被認為可能源於約200萬年前的一次超新星爆炸。該次超新星也可能產生了數顆速逃星，包含御夫座AE、天鴿座μ、白羊座53。一般認為前述恆星和巴納德環的前身恆星曾經是多合星系統的一部分，其中一顆恆星爆炸成為超新星。
雖然較早期的天文學家確實觀測到巴納德環這個亮度不高的星雲，但它的名稱來自於天文攝影的先驅愛德華·愛默生·巴納德，他在1894年拍攝了這個星雲並發表了文章描述它。
<3>回力棒星雲：回力棒星雲(Boomerang Nebula亦稱領結星雲）是在半人馬座的方向上，距離地球5,000光年的一個原行星雲。這個星雲的溫度經測量為1K（−272.15°C; −457.87°F），是自然界中已知溫度最低之處。回力棒星雲是由從一顆恆星的核心逸流出的氣體形成的，氣體向外流出的速度是164公里/秒，並且在進入太空之後很快速的膨脹。這種膨脹是造成它溫度下降的主要原因（絕熱膨脹）。
在1998年，哈伯太空望遠鏡拍攝了回力棒星雲的詳細影像。它們認為這個星雲是正朝向行星狀星雲階段發展（演化）中的一顆恆星或恆星系。
凱斯·泰勒（Keith Taylor）和麥克·史卡托（Mike Scarrot）在1980年使用在賽丁泉天文台的英澳望遠鏡觀察這個星雲之際，稱它為回力棒星雲。因為不能如同哈伯太空望遠鏡看得那麼清楚，天文學家看見狀似雲氣的瓣，有著輕微的不對稱，其彎曲處的弧度看似澳洲原住民使用的回力棒。高解析的哈伯影像則顯示出或許領結星雲會是比較好的名稱。
在1995年，使用位於智利的15米瑞典ESO次微米波望遠鏡觀測，天文學家發現這是目前在宇宙中發現到的最冷的區域，溫度是−272 °C，只比絕對零度（溫度的最低極限溫度）溫暖了1K的溫度。即使是來自大霹靂的背景溫度-270°C，都比這兒更溫暖。這是目前唯一找到溫度比背景輻射還要低的物體，回力棒星雲的另一個專業的名稱為 PGC 3074547。
在2013年，ALMA的電波干涉儀觀測發現這個星雲的其他特徵。這個星雲的雙瓣似乎被一團僅能在次毫米波的波長下觀測得到，更巨大的球體氣團包圍著；這個星雲的外緣似乎也逐漸變得溫暖中。
<4>貓眼星雲：貓眼星雲（Cat's Eye Nebula，NGC 6543，科德韋爾6）是位於天龍座的一個行星狀星雲。它是已知的星雲中結構最複雜的之一，哈勃太空望遠鏡的高解析度觀測圖像揭示出其中獨特的扭結、噴柱、氣泡以及纖維狀的弧形結構。它的中心是一顆明亮、熾熱的恆星，約1000年前這顆恆星失去了它的外層結構，從而產生了貓眼星雲。
貓眼星雲於1786年2月15日由威廉·赫歇爾首先發現。1864年，英國業餘天文學家威廉·赫金斯對貓眼星雲作了光譜分析，使之成為首個通過光譜分析技術進行研究的行星狀星雲。赫金斯的研究結果首次表明行星狀星雲由高溫氣體而非恆星組成。目前，貓眼星雲已被人們在從遠紅外到X 射線的整個電磁波段進行過觀測。
現代研究引出了數個關於貓眼星雲的謎團。它的複雜結構有可能部分地是由一對中心聯星拋射的物質造成的，但迄今尚未有直接證據表明其中心恆星擁有伴星。此外，通過兩種方法測量的化學物質豐度的結果出現重大差異，其原因目前仍不能肯定。哈勃望遠鏡的觀測揭示出在「貓眼」的周圍有幾個由中心恆星在遠古時代拋射出的球形外殼構成的昏暗的光環，這些拋射的確切機制現在尚不明確。
這個星雲是最被廣為研究的星雲之一，它的視星等為+8.1，擁有高表面光度。其赤經及赤緯分別為17h58.6m及+66°38'，其高赤緯度代表北半球的觀測者可較易看到。不少大型望遠鏡均座落於北半球地區範圍，由於該星雲處於接近正北黃極點的位置，在良好天氣的情況下，只要在黃極點附近尋找，應該不難找到。
直徑方面，較亮的內星雲部分直徑約為20角秒，其擴張星雲暈物質直徑約為386角秒（6.4角分）。它的星雲暈物質是原來的恆星在演化為紅巨星階段時噴出的。
根據觀測結果，星雲主體的密度約為每立方厘米有5000顆粒子，溫度約為8000K，外層星雲暈的溫度更高，達15,000 K，而密度方面則比內部更低。
星雲中央擁有一顆O型（藍色）恆星，其溫度約為80000 K，光度約為太陽的10000倍，半徑為太陽的0.65倍。據光譜學分析，由於受恆星風的影響，中央恆星的質量正以每秒20兆噸的速度不斷流失，相等於每年3.2×10−7太陽質量，恆星風的風速為每秒1900公里。根據計算結果，中央恆星的質量與太陽差不多，約為一個太陽質量，演化前的恆星質量估計約為太陽的五倍。
該星雲於1786年2月15日由威廉·赫歇爾首先發現，同時是首個以光譜儀進行觀測的行星狀星雲，於1864年由威廉·赫金斯進行，他觀測到星雲氣體極為稀薄。除此以外，人們還以電磁波譜對之進行觀測。
紅外線觀測
貓眼星雲釋出的紅外線給人們進一步觀測，其分析結果證實它存在低溫星際塵埃，人們相信這些塵埃是在恆星演化末期階段形成的，塵埃吸收恆星光線，並以紅外線釋出，光譜顯示這些塵埃的溫度約為70 K。
除了低溫塵埃之外，星雲釋出的紅外線也使人們發現它存在非離子物質，包括氫分子（H2）。一般行星狀星雲也存在非離子物質，但不少均在恆星遠處方能找到。而貓眼星雲則不然，它的非離子物質存在於外暈的內層邊緣，且能發出光線，這可能是因衝擊波把氫分子刺激，使它們以不同的速度互相撞擊。
可見光及紫外線觀測
人們也對星雲釋出的可見光及紫外線作觀測，並以光譜分析為數較多的個別波長光線，這些光線讓人知道貓眼星雲的複雜結構。
本文所用的彩色哈勃望遠鏡圖像均配上假色，色彩分布按區域的離子數量多少來區別，濾波器波長為單離子氫的656.3 nm、單離子氮的658.4 nm及雙離子氧的500.7 nm。雖然星雲的真正色彩為紅及綠色，但圖像配上紅藍綠三色去區別，當中星雲邊綠兩端均為離子較少的物質。
X射線觀測
人們近年也開始以量度星雲釋出的X射線波長去觀測，據昌德拉X射線望遠鏡的觀測結果，貓眼星雲存在溫度極高的氣體，本文頂部的圖片便是結合了哈勃望遠鏡的可見光圖像及昌德拉望遠鏡的X射線圖像。人們認為這些熾熱氣體是透過星雲釋出物質受到恆星風的激烈吹襲，同時也使星雲內層泡沫狀物質的一部分給恆星風挖走。
此外，昌德拉望遠鏡也在星雲中心恆星的位置，找到一個X射線的源頭點。由於人們預期這顆恆星不會釋出強大的X射線，因此難以解釋這個放出X射線的源頭點，其中一個說法是連星系統存在的高溫恆星物質吸積盤，因而產生X射線。
與地球距離
要準確量度行星狀星雲與地球距離是天文學之中存在多時的難題之一，人們通常是以假設去估計，其結果可以很不準確。 近代的哈勃望遠鏡使人們能以新方法去測定距離，由於任何行星狀星雲的大小均正在膨漲，因此在相距多年的時間，以高角距解析度的望遠鏡，可透過角距的改變看到星雲的增大。事實上，星雲的膨脹速度並不明顯，每年僅增長數角秒或以下，透過光譜觀測及都卜勒效應，可計算星雲的膨脹速度及其與地球的距離。
據哈勃望遠鏡多年來的觀測結果，貓眼星雲以每年10角毫秒的速度膨脹，在速度上則為每秒16.4公里，把這些結果以正弦計算，可得出貓眼星雲距離地球大約1,000秒差（3×1019 m）。
角距膨脹除了可計算距離外，也可推斷星雲的年齡。假設星雲膨脹速率不變，現時的角距為20角秒，每年增長速度為10角毫秒，將之相除可得到該星雲大約於1,000年前出現。由於星雲釋出物質的速度會因遇到上代恆星殘餘物質或星際物質而減慢，因此上述估計數字或會是星雲的年齡上限。
物質構成
與不少天體一樣，貓眼星雲的物質主要為氫和氦，並擁有少量重元素。這些元素可以光譜分析去量度其存在比例，由於氫是最豐富的元素，因此其他重元素的比例均會以相對於氫的數值去表示。
由於望遠鏡使用的攝譜儀不會收集來自觀測目標的所有光線，也不會使用細小光圈去聚集物體光線，因此多個有關星雲化學元素比例的研究結果均會有出入，每個不同的結果可代表星雲的某一部分。
在多個計算結果當中，人們普遍相信它的氦元素比例約為氫的0.12倍，碳和氮的比例均為氫的3×10−4倍，氧的比例約為氫的7×10−4倍。受到核合成的影響，重元素得以在恆星爆發成行星狀星雲以前，於恆星外層大氣聚集，使之與不少行星狀星雲一樣，碳、氮和氧元素均為除氫以外，所佔比重較多的元素，比太陽的相同重元素要多。
在對貓眼星雲進行更深入觀測所得結果當中，或已顯示星雲的一小部分物質擁有豐富的重元素，這點會在以下段落詳述。
星雲運動及形態
貓眼星雲擁有極為複雜的結構，人們至今仍未完全明白其形態的形成機制。
星雲的光亮部分主要是中央恆星釋出的恆星風及星雲形成時射出的物質相碰撞而成的，兩者間的撞擊產生上述的X射線，恆星風也使星雲內層泡沫狀物質的一部分給挖走，這個情況在內層兩端均有發生。
人們也懷疑星雲的中央恆星為一連星系統，一顆恆星吸取另一顆恆星物質的過程形成一吸積盤，並在物質受方恆星兩極射出噴流，這些噴流又與先前射出的物質碰撞。由於天體進動（歲差）的關係，恆星的兩極噴流方向會隨時間而改變。
人們在內星雲光亮部分的外部，找到不少同中心的環狀物體，他們認為可能在恆星演變在行星狀星雲前，在赫羅圖中的漸進巨星分支（asymptotic giant branch）階段便已出現。這些環狀物體的半徑具規則性，每兩個環之間的半徑差均相若，因此人們指出這些環的形成機制為於特定時間，並以差不多相同的發射速度進行。
再者，一大型暗暈膨脹至恆星遠處，於星雲形成前便已出現。
現時謎題
人們縱使已作出深入研究，但至今仍有不少謎題有待解決。星雲外層多個相同中心的環狀物體的時間差距可能為數百年，現時仍難以解釋。導致星雲形成的熱脈可能每隔數萬年會發生一次，而較小的表面脈衝則每隔數年至數十年一次，星雲會定時釋出同中心環狀物體的機制至今尚未有定論。
星雲的光譜呈連續重疊的發射線狀，這些發射線可能來自星雲中離子之間發生的碰撞激發，或是離子再度與電子結合而形成的，當中因碰撞激發產生的發射線比電子融合的更強，因此成為多年來人們量度兩者比例的方法。但近期研究結果指，在星雲的光譜圖中，離子與電子結合的發射線數量約為碰撞激發發射線的三倍，其原因至今尚在爭論中，有說法指是因為存在一些含豐富重元素的物質，或是星雲溫度的波動。
<5>蟹狀星雲：蟹狀星雲（M1，NGC 1952或金牛座 A）是位於金牛座ζ星（天關）東北面的一個超新星殘骸和脈衝風星雲。蟹狀星雲距地球約6,500光年（2,000秒差距），直徑達11光年（3.4秒差距），並以每秒約1,500公里的速度膨脹。它是銀河系英仙臂的一部分。
該星雲由約翰·貝維斯於1731年發現，它對應於中國、阿拉伯和日本天文學家於公元1054年記錄的一次超新星爆發（編號SN 1054，中國稱天關客星）。1969年天文學家發現星雲的中心是一顆脈衝星，它的直徑約28–30公里，每秒自轉30.2次，並發射出從γ射線到無線電波的寬頻率範圍電磁波。它也是首顆被確認為歷史上超新星爆發遺蹟的天體。
蟹狀星雲的X射線和γ射線輻射能量超過30 keV，最高可達10 TeV，而且非常穩定，因此天文學家將蟹狀星雲看成是宇宙中最穩定的高能輻射源之一，並將其作為一種標準來測量宇宙其他輻射源的能量。此星雲是一個很好的輻射源，通過其他天體的掩星可以研究它與其他的天體。20世紀50和60年代時，天文學家曾藉助穿過日冕的蟹狀星雲輻射對太陽日冕進行密度和成分測定。2003年，土衛六阻擋了蟹狀星雲的X射線輻射，天文學家藉此機會測量土衛六的大氣層的厚度。
蟹狀星雲產生於公元1054年一次明亮的超新星爆發：SN 1054。當時中國、印度、阿拉伯和日本天文學家都記錄了這一天文現象。而該星雲則是由約翰·貝維斯於1731年首次觀測到的。1758年，查爾斯·梅西爾在觀測一顆亮彗星時獨立地再次發現該星雲。於是梅西爾將其作為自己的類彗星天體星表中第一個成員。1848年，羅斯伯爵在比爾城堡觀測到了此星雲，因為他繪製的圖像形狀與螃蟹類似，因此被稱為蟹狀星雲。
20世紀早期，對早期間隔數年的星雲照片進行的分析顯示它正在不斷膨脹。根據其膨脹速度反推可得，該星雲在地球上開始可見的時間至少在900年以前。而中國天文學家在1054年的記錄在天空的相同區域產生過一顆亮星，甚至白天都可觀測到。雖然距離十分遙遠，但是當時中國人觀測到的客星在白天也能看見，因此只可能是超新星。這是一種自身的核融合已經終止並坍縮，從而發生爆炸的大質量恆星。
近期對歷史記載的分析表明，產生蟹狀星雲的超新星爆發時間為4月或5月上旬，到了7月最亮時視星等升至-7到-4.5之間（比夜空中除了月球以外的任何天體都亮）。該超新星在首次發現大約兩年之內都可用肉眼看到。歸功於東亞和中東地區的天文學家在1054年的觀測記錄，蟹狀星雲成為第一個被確認與超新星爆發有關的天體。
蟹狀星雲在可見光區中有大量橢圓形的絲狀結構圍繞著彌散的藍色核心區域，長達6角分，寬達4角分（相比而言，滿月的直徑為30角分），是視直徑最大的天體之一。從三維的角度看，該星雲的形狀是一個長橢球體。這些絲狀結構是前身星大氣層的殘餘成分，主要由離子化的氦和氫組成，也含有碳、氧、氮、鐵、氖和硫。這些絲狀結構的溫度通常處於11,000–18,000K之間，而它們的密度大約為每立方厘米1,300個粒子。
距離和大小
儘管蟹狀星雲是天文學家關注的焦點之一，但由於每種估測方法都存在不確定性，它的距離誤差仍然是一個懸而未決的問題。2008年得到的共識是它離地球的距離為2.0±0.5千秒差距（6.5±1.6千光年）。蟹狀星雲正以大約1,500 km/s的速度膨脹。對間隔數年的星雲照片進行分析，結果是它正在緩慢膨脹，比較這種角膨脹和譜線紅移可以測定膨脹速度，此方法也能估測該星雲到地球的距離。1973年，一項運用多種不同方法測距的分析得出了它距離地球約6,300光年的結論。根據它的視直徑大小及距離可以計算出其直徑約為13±3光年。
將時間追溯到1054年超新星爆發之後的幾十年，可以發現這個星雲自從產生以來就在不斷加速膨脹。這種加速是因為中心的脈衝星產生的能量增強了星雲的磁場，從而使星雲膨脹，絲狀結構不斷向外伸展。
質量
估測星雲的總質量對於估計對應超新星的前身星質量是至關重要的。蟹狀星雲絲狀結構含有的物質（離子和中性氣體噴射物，主要是氦）估計質量可達4.6±1.8M☉。
輻射
1953年，約瑟夫·什克洛夫斯基（Iosif Shklovsky）提出彌散的藍色區域主要是由同步輻射造成的。這是指在磁場中迴轉的相對論性電子（運動速度接近光速的電子）因為徑向加速度垂直於速度而發射出的電磁輻射。之後的觀測確認了此理論。到了20世紀60年代，天文學家發現電子偏轉的洛倫茲力來自於星雲中心一顆中子星的強大磁場，在此力的作用下電子發生偏轉，並沿運動的切線方向發出電磁輻射。
自2010年9月19日起，天文學家觀測到蟹狀星雲的伽馬射線強度突然提高了2到3倍。一種解釋認為，爆發的短暫性表明電子還沒有加速到足以產生能量輻射的程度。當電子被加速到極高能量時，星雲磁場的強度可能也會比通常估計的要加強3到10倍。短暫的過程表明，伽馬射線可能源自星雲內部相對較小的一部分。另一種解釋則認為脈衝星的帶電粒子風闖入了星雲內部，並擠壓星雲的磁場。在這個過程中，磁場會釋放出巨大的能量，從而為電子加速提供能量源。
磁場
蟹狀星雲的磁場強度約為10-3到10-4高斯，根據愛因斯坦質能方程，電子的總能量約為1049爾格。這顯然不能與剛形成時相提並論，因為絕大部分能量已通過絕熱損失輻射出去了。它的磁場有序程度很高，據國際伽瑪射線天體物理實驗室的數據，其γ射線輻射有46%是偏振的，光子的電磁場也同向分布。美國國家航空暨太空總署戈達德太空飛行中心的大衛·湯普森說：「在天體物理學中，這是非常嚴重的事情。如此高比例的偏振意味著這裡得有非常好的條件，才能使磁場非常有序地排列。」
脈衝星磁場達到地球的1012倍以上，類似於棒狀磁場。上述事實表明脈衝星產生的粒子流速度很高，以至於非常接近脈衝星，才使磁場發生了扭曲。但由於目前儀器精度所限，還不能通過測量來確認。蟹狀星雲是絕無僅有的觀測目標，因為其他脈衝星過於遙遠，難以深入研究。
目前人類對蟹狀星雲的觀測已覆蓋從無線電波到γ射線的整個波段。特別是錢德拉X射線天文台發射以後，它先後發現了兩極的噴流，環繞著脈衝星赤道平面的星環，高速運動的亮條紋（wisp）和X射線強度很高的結節（knots）。這些結構的運動速度都很快，例如亮條紋可達光速的0.35至0.5倍，噴流也有光速的0.1倍。而結節的亮度僅次於中央的脈衝星。其中蟹狀星雲的異常部分之一是富氦星環，它的星環從東向西穿過脈衝星區域。星環中大約25%是可見噴出物，而計算結果表明95%都是氦。因此目前對於星環的結構還沒有合理的解釋。
中心天體
蟹狀星雲的中心有兩顆暗星，其中一顆與此星雲的形成直接相關。1942年，魯道夫·閔可夫斯基發現它的光譜極不尋常，從而確認了它的特殊性。到了1949年，天文學家發現此星附近區域是很強的無線電波和X射線輻射源。1967年，它被確認為天空中γ射線輻射強度最大的天體之一。第二年，地球上接受到它放出的輻射脈衝，因此它成為最早發現的脈衝星之一。
脈衝星是強大的電磁輻射源，它們以一定而且很短的周期釋放輻射脈衝，頻率可達每秒數百次。1967年剛發現這種天體時就產生一個令人費解的謎團，該團隊甚至考慮了那可能是先進文明發出的信號。然而，在蟹狀星雲中心發現了脈衝射線源，這成為證明該星雲起源於超新星爆發的強有力的證據。現在認為它們是高速自轉的中子星，它們的強磁場將輻射約束成很窄的波束向外釋放。
據信，蟹狀星雲脈衝星的直徑約為28–30千米，它每隔33毫秒發射一次輻射脈衝。輻射脈衝的波長跨越了從無線電波到γ射線的整個電磁波譜。與其他孤立的脈衝星一樣，它的自轉周期正在逐漸變慢。有時它的輻射周期會發生急劇變化，稱作自轉突變，這是由於中子星內部的突然重新組合引起的。脈衝星自轉減緩時放出巨大的能量，並發射同步輻射，總光度可達太陽的75,000倍之多。
蟹狀星雲中心區域由於脈衝星極高能量的不斷釋放而變得異常活躍。大多數天體的演化非常緩慢，只有經歷很長的時間尺度才能覺察出變化。而蟹狀星雲的內部在幾天之內就能產生明顯變化。星雲內部最活躍的特徵，是脈衝星的赤道風猛烈衝擊稀疏的其他區域，形成震波陣面。這種震波的形狀和位置瞬息萬變，赤道風一陣陣地形成然後漸漸減弱並消失，這是因為它們進入了遠離脈衝星的星雲內部。
發生爆炸成為超新星的那顆恆星被稱作前身星（Progenitor star）。有兩種類型的恆星會發生超新星爆發：白矮星和大質量恆星。在所謂的Ia型超新星中，氣體不斷落在白矮星上，不斷增大其質量直至接近臨界值——錢德拉塞卡極限，最終的結果自然是發生爆炸。而對於Ib/c型和II型超新星，它們的前身星是一顆核融合反應耗盡了燃料的大質量恆星，最終發生坍縮並不斷升溫，最終達到超新星爆發的臨界溫度。蟹狀星雲中心存在脈衝星表明它一定是由核心坍縮型超新星形成的，因為Ia型超新星不產生脈衝星。
超新星爆發的理論模型表明爆炸形成蟹狀星雲的超新星質量至少為太陽質量的9到11倍。質量小於8倍太陽質量的恆星因太小而不能發生超新星爆發，它們的最終宿命是行星狀星雲。如果一顆恆星的質量大於太陽的12倍，那麼它產生的星雲化學成分會與蟹狀星雲中實際檢測到的不符。
研究蟹狀星雲遇到的一個重大問題是星雲和脈衝星的總質量明顯比推測的前身星質量小。關於那些消失的質量的謎團至今仍未解開。首先通過它發出的總光度估算星雲的質量，然後計算所需質量，可以得出星雲的溫度和密度。質量的區間估計是太陽質量的1–5倍之間，而一般研究者認為太陽質量的2–3倍是合適的估計值。此外，中子星的質量估計為1.4至2倍太陽質量。
解釋蟹狀星雲消失質量的主要理論是前身星的一部分物質在超新星爆發之前就由星風帶走了，這種現象在沃爾夫–拉葉星中是很常見的。然而，這會在星雲外形成一個殼層。儘管天文學試圖使用各種不同的波長來探測殼層，但至今還沒有任何發現。
太陽系天體掩星
蟹狀星雲所在位置偏離地球繞太陽運轉的黃道平面大約1.5°，這意味月球甚至其他行星可能凌或掩蟹狀星雲。儘管太陽不會掩蔽此星雲，但它的日冕會在星雲之前經過。這些凌星和掩星可用於同時分析星雲和通過它的天體，因為凌星或掩星發生時地球接收到的蟹狀星雲的輻射會發生變化。
月球掩蟹狀星雲的現象已用於繪製星雲的X射線發射光譜。在發射X射線觀測衛星（比如錢德拉X射線天文台）之前，X射線觀測的角解析度普遍較低。但是月球從星雲前經過的時候，它的位置可以計算地非常精確，相當於彌補了解析度不足的缺陷，因此星雲的亮度變化就可以用於製作X射線發射光譜。人們首次從蟹狀星雲觀測到X射線時，就是運用月球的掩星來確定波源的確切位置。
太陽的日冕每年六月從蟹狀星雲前經過。此時收到的蟹狀星雲的無線電波可用於分析日冕的密度和結構。早期觀測認為日冕的延伸距離遠比以前的估計要大，而後來的觀測發現日冕密度會發生巨大的變化。
土星掩蟹狀星雲是很罕見的，最近一次是2003年，而更前的一次在1296年，下次則要到2267年。天文學家運用錢德拉X射線天文台在土星掩星雲時觀測它的衛星土衛六，並發現土衛六的X射線暗斑比它的固體表面更大，因為它的大氣層也能吸收X射線。這些觀測表明土衛六的大氣層厚度大約是880千米。土星的掩星沒有被觀測到，因為錢德拉X射線天文台當時正在經過范艾倫輻射帶。
<6>鷹星雲：鷹星雲，（M16，NGC 6611，也稱為星之皇后星雲），是瑞士的天文學家夏西亞科斯在1745-1746年間在巨蛇座尾端發現的一個年輕疏散星團；法國天文學家梅西耶發現星團周圍的星雲，形狀如一隻展翅的老鷹，編入其目錄中成為編號第16的梅西耶天體。它包含幾個活躍的恆星形成區、氣體和塵埃區，包括由哈伯太空望遠鏡拍攝，著名的「創生之柱」。
鷹星雲是IC 4703這個發射星雲或電離氫區的一部分。這個區域是目前仍很活躍的恆星形成區，距離太陽系大約7,000光年。能看見的塔狀氣體柱從星雲往外延伸了大約9.5光年，也就是大約90兆公里。
在星雲內最亮的恆星（HD 168076）視星等為+8.24，使用好的雙筒望遠鏡就能看見。它實際上是一對聯星，是由O3.5V和O7.5V的主序星對。
這個星團與星雲大約有460顆恆星，最亮的O型恆星，質量大約是80太陽質量，亮度是太陽的100萬倍，估計它的年齡只有100-200萬年。
描述性的名稱反映了柱狀從東南方升起進入中心明亮區域的影像形狀。星之皇后星雲的名稱是由小羅伯特·伯納姆介紹的，反映了這個星雲的輪廓，支柱象徵星之皇后的核心。
傑夫·海絲特和保羅·史考溫使用哈伯太空望遠鏡在1995年拍攝的影像，改進了對星雲內部過程的科學性理解。這些照片中的一張就是著名的創生之柱，描繪了一個巨大的恆星形成區域，照片中小的黑暗區域被認為是原恆星。柱狀結構的區域類似史匹哲太空望遠鏡於2005年在仙后座拍攝到的靈魂星雲，但是更大的恆形成區域，和類似創造恆星的支柱，或是恆星形成支柱。這些列 – 類似於突起於洞穴地板上的石筍 – 是由星際氣體和塵埃組成，充當新恆星的孵化器。天文學家已經在這些列的表面和內部發現密度更高的結或小球，稱為蒸發氣體球（EGGs，Evaporating Gaseous Globules），在這些蒸發氣體球裡面有一些恆星正在形成。
將來自錢卓X射線天文台的X射線影像與哈伯的"支柱"圖比較，顯示X射線源（年輕恆星）的影像與支助並不重合，而是隨機的散布在該區。在支柱的EGGs的任何一顆原恆星都還未熱到足以發射出X射線。
來自史匹哲太空望遠鏡的證據表明M16的創生之柱可能已經被一顆爆炸的超新星摧毀。史匹哲在2007年觀測到這個區域受到8,000年至9,000年前爆炸的超新星熱氣體的擾動。而由於星雲的距離，這顆超新星的光在1,000年至2,000年前就已經抵達地球。運動更慢的激波要花費數年才會通過星雲，可能會吹垮這個微妙的支柱－但在下個千禧年之前，被破壞的創生之柱的光還不會抵達地球。
<7>愛斯基摩星雲：愛斯基摩星雲（Eskimo Nebula，NGC 2392），亦稱小丑臉星雲，是位於雙子座的一個行星狀星雲，距離地球約2,900光年遠，由英國天文學家威廉·赫歇爾在1787年發現的；使用小型望遠鏡就可以看見。
由於地面上觀察受大氣影響，影像不甚清晰之下，它像是被帶頭罩雪衣的敞篷圍攏的正面頭象，也就是因為影像不太清晰，愛斯基摩頭像更甚「相似」（略帶想像空間）。2000年哈伯太空望遠鏡對這個星雲作高解像照相觀測，呈現人們尚未能充分了解的複雜氣體結構。
星雲前身是一顆類似太陽質量的恆星，約在10,000年前，氣體才在它的外圍開始籠罩。其內部的細絲是由中心恆星吹出的星風中的微粒組成的，外殼中有異常的長達一光年的橙色絲線。(續)
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